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星海微萤

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日志

 
 

使用微角秒天体测量方法的行星系检测和特性测定(Sozzetti 2010)  

2014-03-10 22:58:18|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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EAS Publications Series, Volume 42, January 2010, pp. 55-77

使用微角秒天体测量方法的行星系检测和特性测定(Detection and characterization of planetary systems with μas astrometry

索泽提(A. Sozzetti

意大利都灵天文台(INAF - Osservatorio Astronomico di Torino, Strada Osservatorio, 20 - 10025 Pino Torinese Italy

 

摘要.  天体测量作为一种方法,当它被用来对围绕近距恒星运行的行星质量伴星进行后继观测或者独立搜索时,迄今一直表明用途有限。然而,这在未来的十年内势必会发生改变。在本评述中,我首先总结一下过去和现在采用毫角秒天体测量在行星检测方面所作的努力。接着,我给出对于将来在地面观测和太空探测中为达到所需要的天体测量精密度必然会遇到的各种技术上、统计上和天体物理方面挑战的概述。然后,我讨论未来藉助微角秒精密度的天体测量观测来寻找行星的能力,尤其注重于这种观测方法可以完整地描述具有多颗子星的体系的能力。最后,我把天体测量置于这样的背景下,即把它作为行星系检测和特性测定的其他间接和直接方法的一种补充,阐明其能够对行星科学作出重要的贡献的潜力。

1  引言

查看今天的太阳系外的行星的一览表 * ,其中有一些系统,是由多颗行星伴星组成的,最多的一个例子是巨蟹座 55 号星系统,有 5 颗行星[费希尔(Fischer)等人 2007 年论文]。一些多合星系统,包括用光行时方法在一些脉冲星[沃尔兹赞(Wolszczan)和弗雷尔(Frail1992 论文]、渐近巨星支后星[西尔沃提(Silvotti)等人 2007 年论文]、SdB+M 型矮星食双星[李(Lee)等人 2009 年论文]周围或者对一些年轻恒星和它们的尘埃盘用直接成像方法[卡拉斯(Kalas)等人 2008 年论文;马罗伊斯(Marois)等人 2008 年论文]发现的几种极端的状况,呈现出惊人的多样性。然而,迄今,长达十年之久,那些特性已经测定得很好的、围绕着已知的太阳附近正常恒星运行的多行星系统,一直都是大部分由高精密度(13 米·秒1)视向速度巡天提供的。它们的有趣的特性给出了改进关于行星系统形成、轨道早期演化和长期动力学相互作用复杂过程的认识的一些基本线索和见解。例如,多合星系统似乎是相当普遍的。最近的估计表明,在那些拥有行星的恒星中,大约 30 有一颗以上的行星质量伴星(对所有光谱型以及 200 秒差距(pc)以内的近距矮星的累计结果)。一些行星系统具有巨大的动力学多样性,可以识别出若干属群,其中包括等级成团系统、长期相互作用系统和平均运动共振系统[例如,戈齐杰夫斯基(Gozdziewski)等人 2008 年论文及其中参考文献]。最近,HD 45364 双行星系统已由科雷亚(Correia)等人 2009 年论文指出是被固定在 3:2 的共振状态,类似于在我们的太阳系中由海王星和冥王星所形成的状况。一些行星系统似乎有不同于单行星系统的轨道根数分布函数。此外,一些只含有小质量(海王星和超级地球)行星的系统,它们的分布也有可能会与那些含有气态巨行星的系统不同。最后,有迹象表明,在单行星系统和多行星系统中的行星的频度 fp ,也有可能是主星特性(M [Fe / H])的不同函数[对于由视向速度巡天检测到的多行星系统特性的全面概括,例如见赖特(Wright)等人 2009 年论文以及本卷中 J. 赖特和 S. 乌德里(Udry)的评述]。多合星系统的观测数据,对提出的行星系统形成和早期演化模型有着重要的影响[评述例如见利绍尔(Lissauer)和史蒂文森(Stevenson2007 年论文、杜里森(Durisen)等人 2007 年论文、长泽(Nagasawa)等人 2007 年论文以及其中的参考文献],对提出的正在形成中的行星、气体和星子盘与遥远的恒星伴星之间的若干动力学相互作用机制所起的相对作用提供了重要线索[评述例如见帕帕洛伊宙(Papaloizou)等人 2007 年论文、利维森(Levison)等人 2007 年论文、福特(Ford)和拉西奥(Rasio2008 年论文以及其中的参考文献],并使得测量母恒星“宜居带”** 内类地行星形成与生存的可能性得以实现[梅努(Menou)和塔巴奇尼克(Tabachnik2003 年论文、琼斯(Jones)等人 2005 年论文、欣斯(Hinse)等人 2008 年论文以及其中的参考文献]。

 


*  例如,见 http://exoplanet.eu 上的吉恩·施耐德(Jean Schneider)的《太阳系外的行星全表》(Extrasolar Planet Encyclopedia)。

**  对于任何给定的恒星,这一宜居区域被定义为有可能存在液态水的轨道距离范围,这种液态形式的水是复杂生物进化所需的主要组成成分[例如,卡斯汀(Kasting)等人 1993 年论文]。

 

 

因此,多行星系统显然是搜索形成和动力学演化机制的化石般证据的优异的实验室。然而,鉴于我们在以统一的方式阐明行星的形成和演化的复杂过程各个阶段的能力上现有的限制,有关行星系统的物理特性和结构方面的一些关键的问题(可以识别出多少动力学属群?它们的轨道是共面的吗?它们的偏心率是怎么来的?对于单行星系统和多行星系统,参数分布函数和 fp (M, [Fe/H]) 有实际的差别吗?),仍有待一个明确的答案。为此,来自于未来从地面和太空两个方面用各种方法在很宽的观测波长范围内获得的数据的帮助,将是非常宝贵的。

多普勒巡天,作为最成功的间接检测方法,正在延伸它们的时间基线,并且(或者)正在实现更高的速度精密度[≤1 米·秒1 ,例如见佩佩(Pepe)和洛维斯(Lovis2008 年论文],以便继续寻找轨道间距越来越大的行星(例如,赖特等人 2007 年论文)和质量越来越小的行星[例如,梅厄(Mayor)等人 2008 年论文]。在接下来的十年中,视向速度巡天将得以接近回答具有与太阳系类似的结构的行星系有多常见这一热点问题。最终,限制因素也许并不是新一代摄谱仪的内在稳定性,而是主星本身,是它们本身产生的一些天体物理噪声,诸如恒星表面活动、自转和声学上的 p 模。这些问题已经严重地限制把多普勒巡天用于研究围绕着在年龄、质量和金属含量方面显著不同于我们的太阳的恒星运行的巨行星的存在。

同时,在地面进行的大视场测光凌星巡天正使得我们能够揭示强光照巨行星的基本特性[夏博诺(Charbonneau)等人 2007 年论文及其中的参考文献],开普勒(Kepler)太空项目[博鲁基(Borucki)等人 2003 年论文]和科罗特(CoRoT)太空项目[巴格林(Baglin)等人 2002 年论文]的目的是要用测光方法检测在太阳型寄主恒星的“宜居带”内正在凌星的地球大小的行星,给出石质行星和冰质巨行星的出现率的最早的测量结果。精细的测光精密度和很长的测量时间基线,将使得寻找其中一颗行星被发现正在凌星的系统中的另外的伴星成为可能,这是因为有可能检测到由一颗或多颗外围的不一定正在凌星的伴星引力摄动引起的预测凌星中心时间的细微变化[(关于凌星计时方法及其潜力的评述,见本卷中 M. 霍尔曼(Holman)的论文]。但是,寄主恒星的距离通常远在 250 秒差距以外,这使得难以对这些行星作后继的成像和分光观测。 对于一些正在凌近距太阳型恒星以及表面温度较低的恒星的巨行星和超级地球具体特性的勘查,已被与提出的一些在太空中进行的全天空巡天[例如,凌星外星行星巡天卫星(TESS)]的批准以及即将在地面开展的对 M 型恒星周围凌星石质行星测光搜索[例如,近距小质量恒星周围宜居外星行星搜索(MEarth)]可能的成功联系在一起。

在未来十年内从地面进行的微引力透镜巡天有可能会提供围绕小质量恒星运行并且间距 a > 1.5 天文单位(AU)而质量小到约 10 ME 为止的冷行星群体的全面普查。已提出的太空中的微引力透镜观测卫星[例如,微引力透镜行星搜索卫星(MPF)]可以把上述普查扩展到间距超过 1 天文单位的约 1 ME 的行星[例如,高迪(Gaudi2007 年论文及其中参考文献]。然而,我们注意到,用这种方法进行的观测是不可重复的,而且后继分析也实际上不可能作(被检测到的系统通常位于离太阳 1 千秒差距以上),因此这样的发现将主要具有统计价值,但对行星系统的物理特性的测定几乎没有什么帮助。

 


 * ME 为地球质量。——译注

 

在接下来的二十年中,对于外星行星的直接检测以及使用从空间和时间上把它们与母恒星分隔开的方法对它们的大气特性作分光测定的前景,正变得越来越“明朗”。一些装备在单口径和多口径的地面望远镜上[例如,甚大望远镜(VLT)上的分光偏振高对比度外星行星研究(SPHERE)、特大望远镜(ELT)上的外星行星成像照相机和摄谱仪(EPICS)]和空间望远镜上[例如,詹姆斯·韦布太空望远镜(JWST)、宇宙学与天体物理空间红外望远镜(SPICA)、达尔文(Darwin太空干涉系统以及类地行星搜索星冕仪和干涉仪(TPF-C/I)的具体实现]的可见光、近红外和中红外成像和分光观测设备,在不久的将来就可使用,或者已经作为建议提出,而由它们得到的数据[例如见比尤齐特(Beuzit)等人 2007 年论文中的评述以及其中参考文献],将完全改变我们对行星系统的性质的看法。

在这篇评述论文中,我将专注于地面和空间的天体测量学对行星系统的天体物理学贡献。我将给出对于过去用天体测量方法检测行星的努力历史的看法,我将处理在从毫角秒(mas)天体测量到微角秒(μas)天体测量的过渡中面临的某些最密切相关的挑战,我最终将把这种方法与其他的行星检测方法放在一起思考,讨论对未来的展望。

2  毫角秒天体测量的失误和成功

与分光方法类似,天体测量学的测量方法可以用于检测恒星由于近处行星的引力扰动而发生的围绕系统重心的摆动。这里面的主要的可观测量(假设轨道为圆形)称为“天体测量印记”,它就是恒星轨道的视半长轴 *

 

使用微角秒天体测量方法的行星系检测和特性测定(Sozzetti 2010) - wangjj586 - 星海微萤

                                                         

2.1

 

 

然而,天体测量学通过在天空平面中重建轨道运动,单独地就可以确定整组七个轨道根数,于是打破了多普勒测量结果中固有的 Mp sin I 的简并 ** ,并可以得出伴星的实际质量估计。在多合星系统中,天体测量结果可以确定两颗行星的轨道之间相互的倾角:

 

使用微角秒天体测量方法的行星系检测和特性测定(Sozzetti 2010) - wangjj586 - 星海微萤
                                2.2

 

 

其中,iin iout Ωin Ωout 分别是内行星和外行星的轨道倾角和交点线方位角。因此,就可以获得对于任何行星系统完全三维几何状况的有意义的估计,而不存在对于轨道与视线方向交角情况的限制。

 


     * 下面给出的式子中的符号:α 为恒星轨道的视半长轴,Mp 为行星质量,M为太阳质量,M为恒星质量,ap 为行星轨道半径(以天文单位计),d 为恒星距离(以秒差距计)。——译注

** 这里的 i 是行星的轨道倾角。——译注

 

 

2.1 地面天体测量

第二次世界大战结束后不久,奥托·斯特鲁维(Otto Struve)在 1952 年论文中已经对使用精密视向速度、凌星测光和天体测量三种方法搜索行星的优缺点作了概括。用他自己的话说,“天文学的迫切需要回答的问题之一,是在银河系中属于除了太阳以外恒星的类似行星天体的频度”。当时,对于这个问题的兴趣是来自于战前由斯特兰德(Strand)在 1943 年论文中以及鲁伊尔(Reuyl)和霍尔姆伯格(Holmberg)在 1943 年论文中给出的在天鹅座 61 号星和蛇夫座 70号星周围存在类似行星的伴星的“发现”,他们在这两篇论文中给出了依据在很长的时期内先后拍摄的一些照相底片得到的天体测量结果。这些结果确实曾被解释为对于已提出的一些太阳系起源理论[阿尔文(Alfven1943年论文]和对太空中行星系统频度猜测[吉恩斯(Jeans1943 年论文]的支持证据。

    上述由地面天体测量在天鹅座 61 号星和蛇夫座 70 号星周围检测到行星伴星的证据早已被证明是不正确的[例如,海因茨(Heintz1978 年论文]。这两个早期的例子并不是仅有的例子。最著名的两场长达十年的“争吵”涉及巴纳德星和拉朗德 21185 号星。最为众所周知的是范德坎普(van de Kamp)在 1963 年论文、1969 年论文 a 1969 年论文 b 1975 年论文、1982 年论文中发表的为检测巴纳德星周围的行星而作的长期努力。盖特伍德(Gatewood)和艾科霍恩(Eichhorn1973 年论文声称并没有证实这一发现,而赫尔希(Hershey1973 年论文,海因茨 1976 年论文以及最后克罗斯威尔(Croswell1988 年论文均指出,范德坎普的“检测结果”可能是仪器误差造成的。至于拉朗德 21185 的行星伴星,由利平科特(Lippincott)在 1960 年论文a 1960 年论文 b 以及赫尔希和利平科特 1982 年论文中发表的结果,在一开始并没有得到盖特伍德 1974 年论文和盖特伍德等人 1992 年论文的证实,而在最近盖特伍德 1996 年论文对于这个问题则改而声称可能有一颗甚至两颗行星围绕着这颗恒星运行。对于上述两种情况,都仍还难以作出最终的评判。

2.2 依巴谷天体测量

由于近距星巨行星多普勒巡天的成功,并需要找到一种方法来打破视向速度测量结果中固有的 Mp i 之间的简并,推动了若干研究人员在近些年中对依巴谷卫星的天体测量中间数据(IAD)作了重新分析,或是检测由行星引起的明亮寄主恒星的天体测量运动,这些恒星中的大多数已经由这颗卫星作过观测,或是在检测不到这种运动的情况下,给这种摄动的幅度设置上限。依巴谷天体测量的中间数据已经单独、或者与分光信息或额外的地面天体测量结果合并作了再处理。

依巴谷天体测量的中间数据已由佩里曼(Perryman)等人 1996 年论文以及朱克尔(Zucker)和马齐(Mazeh2001 年论文用于设置天体测量摄动大小的上限,对于二十多颗目标恒星,他们可以按大约 2 σ 的水平排除存在被误认为行星的小质量恒星伴星的假设。大约十年前,有一些研究人员[马齐等人 1999 年论文、朱克尔和马齐 2000 年论文、盖特伍德等人 2001 年论文、韩(Han)等人 2001 年论文]宣布了约 30 颗用多普勒方法检测到的行星的初步的天体测量质量。一方面,这些工作的令人感到惊讶的结论是很大一部分(约 40%)的待定行星应该是恒星,而余下的亚恒星伴星在大多数情况下是褐矮星,而不是行星。这些结果绝大部分是由准迎面的轨道得出的,即 i 只有几度的大小。另一方面,鲍尔拜克斯(Pourbaix2001 年论文、鲍尔拜克斯和阿雷诺(Arenou2001 年论文以及后来的朱克尔和马齐 2001 年论文证明,依巴谷卫星测得的大部分天体测量轨道的统计显着性在最好的情况下也是值得怀疑的,而且系统地非常小的倾角有可能会引起用来挖掘出低于依巴谷数据噪声水平的信号的拟合程序出错。有趣的是,被鲍尔拜克斯和阿雷诺 2001 年论文认为在统计上可以接受的唯一具有伊巴谷轨道的系统北冕座 ρ 星,对应的是一颗 M 型矮星伴星(盖特伍德等人 2001 年论文),然后受到了最新的高分辨率红外分光测量结果[本德尔(Bender)等人 2005 年论文]的质疑。少数用多普勒方法检测到含有最小质量接近或略微大于行星和褐矮星之间分界线的伴星的系统,最近由雷弗特(Reffert)和奎仁巴赫(Quirrenbach2006 年论文以及索泽提和德西德拉(Desidera2009 年论文给出了成功的依巴谷天体测量轨道解。

2.3 哈勃太空望远镜精细导星传感器天体测量

麦格拉思(McGrath)等人 2002 年论文对于能用分光方法检测到的太阳系外的行星质量设置了一个可靠的(3 5 σ 水平)质量上限,为约 30 倍木星质量(MJ),他们没有能够使用哈勃太空望远镜(HST)上的精细导星传感器(FGS)小视场相对天体测量揭示出巨蟹座 ρ1 星这一多行星系统中 14.65 天的轨道上 Mp sin i = 0.88 MJ 的天体的天体测量运动。最后,本尼迪克特(Benedict)等人 2002 年论文给出了用多普勒方法检测到的行星的实际质量的第一个无可争议的数值,他们把哈勃太空望远镜精细导星传感器的天体测量结果与高精密度视向速度结合在一起拟合,得出了多行星系统 GJ 876 中的外伴星的摄动大小、倾角和质量。近年来,哈勃太空望远镜精细导星传感器的天体测量已经在假定存在共面性的情况下帮助测定了巨蟹座 ρ1 星系统中海王星质量行星的实际质量[麦卡瑟(McArthur)等人 2004 年论文],而且使得测量围绕波江座 ε 星运行的长周期行星质量成为可能(本尼迪克特等人 2006 年论文),并得以揭示了 HD 33636 的伴星实质上是一颗 M 型矮星而不是大质量行星[比恩(Bean)等人 2007 年论文]。

直到地面和太空的微角秒级精密度天体测量装备出现为止,哈勃太空望远镜精细导星传感器的毫角秒天体测量将继续提供重要成果。已经对一些用多普勒方法检测到的行星采集了数据并且正在分析以便测定实际质量,其中有 HD 47536b HD 136118b HD 168443c HD 145675b HD 38529c(本尼迪克特等人 2008 年论文)。此外,正在采集哈勃太空望远镜精细导星传感器观测结果的,还有少量的多合星系统,包括 HD 128311 HD 2020206 、天坛座 μ 、仙王座 γ 和仙女座 υ ,目的是直接测量可检测到的伴星的共面程度。最近,第一次共面性检验已经由比恩和塞法尔特(Seifahrt2009 年论文给出,他们把多普勒测量结果与哈勃太空望远镜精细导星传感器的天体测量结果结合在一起,对 GJ 876 系统中的两颗外行星的情况作了研究,但其中关键地借助了先验的动力学方面的考虑。

3  微角秒天体测量的挑战

目前的最先进的天体测量精密度是由依巴谷卫星和哈勃太空望远镜精细导星传感器创下的,约为 1 毫角秒(见第 3.5 节)。看一看第 2.1 式,人们可以认识到由一颗围绕着离开太阳 10 秒差距远的 1 M的恒星在 5 天文单位的轨道上运行的 1 倍木星质量的行星引起的摄动 α 大小约为 500 微角秒。对于相同的距离和主星质量,ap = 0.01 天文单位的“热木星”引起的摄动 α = 1 微角秒,而一颗类似地球的行星(ap = 1 天文单位)引起的摄动 α = 0.33 微角秒。由此人们可以明白为什么毫角秒精密度天体测量的测量结果迄今一直证明对于围绕近距恒星运行的行星质量伴星来说,无论是作为后继应用还是用于独立搜索,其作用都很有限。的确,微角秒天体测量的时代几乎就要来临了,但这只有在达到了所需要的测量精密度水平的苛刻的技术上和校准上的要求得到满足以后才能真正实现。

索泽提 2005 年论文已经给出了对于用天体测量方法检测行星系统并测定它们的特性在方法和仪器方面的评述。我们在这里对其中的主要观点作一下概括,特别着眼于与正确地给存在多行星信号的天体测量测量结果建模有关的固有挑战。

3.1 天体物理效应的改正

为了达到微角秒水平的精密度,天体测量的观测也许首先必须对各种影响目标视位置的效应作出改正。这些效应在性质上可以是经典的或者内在地是相对论性的,并且可以由如下一些原因引起:a)观测者的运动(例如,光行差),b)目标关于观测者的空间运动中的长期变化(例如,透视加速度),c)在观测者的邻近区域内大质量天体的引力场(光线偏折)。计入这样的一些效应,对于诸如像由盖亚(Gaia)卫星要作的全天性天体测量的测量结果来说尤其重要(对于较差测量结果来说则不太重要)。确实,在过去的这些年里,已经作出了若干尝试[布伦伯格(Brumberg1991 年论文,克利奥纳(Klioner)和柯培金(Kopeikin1992 年论文,德费利斯(de Felice)等人 1998 年论文、2001 年论文、2004 年论文、2006 年论文,德费利斯和普雷提(Preti2006 年论文、2008 年论文,韦齐亚托(Vecchiato)等人 2003 年论文,克利奥纳 2003 年论文、2004 年论文,克罗斯塔(Crosta)等人 2003 年论文],以便提出在广义相对论的框架内运用非摄动处理方法或者参数化后牛顿(PPN)形式[维尔(Will1993 年论文]直接以微角秒精密度水平归算天体测量观测结果的方案。一个以克利奥纳 2003 年论文中的参数化后牛顿形式为基础的相对论性天体测量学模型已被盖亚数据处理和分析团组考虑为盖压数据归算的基础。

3.2 噪声源

天体测量的测量过程是在存在着观测误差源(包括随机的和系统的)的情况下进行的,泽泻误差源依赖于在实际测量工作中使用的操作模式(广角天体测量、窄角天体测量还是全天性天体测量)、工作波长(可见光还是近红外)和仪器(整体配置还是稀化配置)。

就仪器误差而言,对于单天线的结构,技术上要处理的最具有挑战性的问题将是 CCD 检测器达到约 1/1000 像素的位置精度的能力,以及使光学系统的几何畸变减到最小的本领。由自适应光学系统所提供的受到衍射限制的图像质量在某种程度上修改了这些误差的相对重要性[卡梅伦(Cameron)等人 2009 年论文]。对于干涉仪,为了确保条纹的可见性,延迟线的位置准确度将必须达到几十皮米,而内部光程则必须要达到约 10 纳米的位置稳定性(见索泽提 2005 年论文及其中参考文献)。在这两种结构中,由于光学参数随时间变化而造成的非均匀一致的系统数据产量[盖(Gai)和坎瑟利埃尔(Cancelliere2008 年论文]也可以导致天体测量精密度的显著下降。

对于地面仪器来说,大气层通过它的湍动层(随机分量)并由于较差颜色折射(DCR)效应(系统分量)而构成额外的噪声源。由前一种效应造成的限制可以利用稀化的而不是整体的配置来在很大的程度上被克服[邵(Shao)和柯拉维塔(Colavita1992 年论文]。后者则已被若干研究工作证明常常是对地面精密天体测量的主要限制[例如,莫尼特Monet等人 1992 年论文、拉卓伦柯Lazorenko2006 年论文]。

对于太空天文观测卫星来说,必须考虑一些额外的随机和系统误差源,它们是由卫星的运行和环境所造成的。关系最密切的一类不确度可以概括地定义为姿态误差(由太阳风、微流星、粒子辐射、辐射压强、热漂移和航天器抖动造成),对于这类误差,具体的校准方法必须视具体情况而定。在第 3.5 节中,我讲述了过去如何处理这些问题以及它们在未来的项目中如何解决的某些细节。

最后,对于微角秒天体测量精密度来说,若干“天体物理”噪声源(由环境造成的或者目标固有的)开始起显著的作用。这些源包括以前未知的恒星伴星的动力学效应、由恒星表面活动(黑子、耀斑)和由星周原行星盘的存在(由内埋行星激发的旋涡密度波造成的盘的质心的运动、当盘处于临界不稳定状态时由盘的自引力造成的动力学扰动,以及随时间变化的不对称星光散射)引起的天体测量“抖动”。这样的一些效应已经由若干研究人员作过具体的研究[索泽提 2005 年论文及其中参考文献、埃里克森(Eriksson)和林德格伦Lindegren2007 年论文]。总的状况是,与视向速度的情况不同,微角秒水平的天体测量显著地较少受到上述天体物理噪声源的影响。

3.3 行星系统建模

要对行星系统的天体测量轨道进行拟合,这个问题存在着许多固有的困难。轨道拟合所需要作的计算过程是一些高度地非线性的拟合过程,其中有着大量的模型参数:对于具有 np 颗行星伴星的系统,轨道拟合的模型参数将是 57×np 个,即 5 个经典的天体测量参数加上每个轨道的 7 个轨道根数,其中并未包括额外的参考星的空间运动解。尤其对于 np > 1 ,为了成功地拟合开普勒轨道,必须克服若干复杂的问题。这些问题包括,例如,a)一对行星轨道之间相互倾角的确定、单次测量结果的精密度和观测次数相对于被估计的模型参数个数的冗余度(通常 nobs >> np),b)为改进轨道重建和质量测定的品质而在组合解中视向速度与天体测量数据集的合并,c)不同的多行星轨道拟合计算过程的相对稳健性和可靠性的具体评估,d)正确识别幅度接近测量不确度的信号(通常由类地行星产生)的挑战,尤其是在有大小相近的由其他的伴星和(或)天体物理噪声源(例如由恒星表面结构或者盘所受到的照射情况变化所造成的噪声)引起的较强信号存在的情况下。上述所有问题都有可能会对估计目的在于检测和测定行星系统特性的天体测量仪器真实能力的任何尝试发生显著的影响,尤其对于类地行星就更是如此。

最近的一些研究工作[卡瑟塔诺Casertano)等人 2008 年论文、本卷中特劳布(Traub)等人论文、赖特等人准备中的论文、索泽提等人准备中的论文]已经开始具体地研究上面提到的这些关键问题中的某些问题。首先,在这些研究工作中,若干独立的单子星和多子星轨道拟合算法已被实施和利用。这些稳健的、整体性的最小二乘拟合过程采用了例如多体开普勒问题的部分线性化,并用诸如贝叶斯推断和马尔科夫链蒙特卡罗分析[例如,福特和格雷戈里(Gregory2007 年论文]或频率分解方法[例如,科纳基(Konacki)等人 2002 年论文]这样一些不同的最小化方法来优化对轨道参数空间的搜索,以及用于单独的模拟天体测量数据和组合的高精密度天体测量和视向速度数据集,求取单行星和多行星轨道解。例如,在使用太空干涉任务精简系统SIM-Lite)检测行星的一项双盲试验活动(见第 4.2 节和本卷中特劳布等人论文)中,(迭代)最小化处理中使用的品质数是一些独立的 χ2 值之和:

 

使用微角秒天体测量方法的行星系检测和特性测定(Sozzetti 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

                                            3.1

 

 

其中,x y 是由太空干涉任务精简系统测量的目标和参考天体之间的位置差(用直角坐标表示),而 RV 是主星的视向速度, σx σy σRV 分别是相应的不确度,而 x M y M RV M 分别是在每一轮迭代中根据轨道根数得出的预测值,并且求和遍及每一类观测量的全部数值这种方法的一个特别有价值的方面是进行联合(三维)求解的能力,即使一种类型的观测量(天体测量或分光,有时两者)在单独进行拟合时存在有覆盖面不足的问题也行。同时地进行轨道拟合可以特别地加强伴星的轨道根数和质量的确定,因为这样的拟合充分利用了两种类型的数据所提供的冗余度约束。

其次,在上述研究工作中,已经使用了若干统计指标[周期图法的假报警概率(FAP F 检验、最大似然比(MLR)检验],而且建立起了为调节它们之间的相对一致性所需的判据,以便对所获得的轨道解的品质和可靠性作最彻底的、稳健的评估。此外,通过对依据例如协方差矩阵、χ2 表面成图和自举的方法作的误差分析相对价值认识的改进,获得了对于与模型参数有关的不确度统计特性的详细了解。这样的处理之所以必要,是因为有很大的参数空间要加以研究,并且由于这样的事实,对于一些高度非线性的拟合过程,解的统计特性并不是都显得无关紧要的(并且显著地不同于线性模型的情况)。多普勒巡天已经面临着拟合多子星轨道的挑战,而且不难发现,由不同的团队给出的解,相互之间强烈地不一致(而且有的时候检测到的行星颗数也不相同!)[例如,巴特勒(Butler)等人 2006 年论文、格雷戈里 2007 年论文]。

最后,对于多子星轨道拟合,今后的工作也将重点放在纳入 N 体积分程序上,以便计入有可能很显著的动力学相互作用。在多行星系统中,行星与行星之间的相互作用可以显著改变系统的视向速度和(或)天体测量印记。在这种情况下,相互作用是很重要的(就像 GJ 876 的行星系统那样),必须使用涉及 N 体计算程序的完整的动力学(牛顿)恰当地对数据建模,并确保解的短期和长期稳定性。

3.4 微角秒天体测量的实现:地面实验

由地面用单一镜面的望远镜在可见光波长处实现微角秒水平的天体测量精密度,已经通过过去的众多实验作了测试(例如,盖特伍德 1987 年论文、韩 1989 年论文、莫尼特等人 1992 年论文),从根本上证实了由大气噪声所施加的理论上的限制(例如, 林德格伦 1980 年论文)损害了显著地推进到比约 1 毫角秒量级更小的不确度的能力,特别是长期方面的能力。用 5 米帕洛马望远镜达到的最好的短期精密度[普拉夫多(Pravdo)和沙克兰(Shaklan1996 年论文]激励了“恒星行星巡天”( STEPS)的开展,这是一个对近距 M 型矮星的质量非常小的伴星的天体测量巡天项目。长期噪声基底为大约 1 毫角秒(普拉夫多等人 2005 年论文)。最近的理论研究,其中包括了自适应光学观测和参考架的对称化,用以去除像的运动谱的低频成分,并在数据归算阶段改善像的形心,预言了能够提高 10 米级望远镜的性能(拉卓伦柯和拉卓伦柯 2004 年论文)。这些理论预测最近已经开始处于实验测试之中。 拉卓伦柯 2006 年论文、拉卓伦柯等人 2007 年论文、罗尔(Roll)等人 2008 年论文和卡梅伦等人 2009 年论文已在帕洛马和甚大望远镜上采用视场比较窄的成像仪证明短期的精密度为 100 300 微角秒[也见本卷中罗尔等人和赫尔米尼亚克(Helminiak)的论文]。星冕仪天体测量的开创性研究[(迪格比(Digby)等人 2006 年论文],其中包括使用与自适应光学器件连接在一起的掩星挡板,已经研究了几种方法(形心法、仪器反馈法、点扩散函数对称性分析法)来进行被掩恒星的精密天体测量。初步结果表明,精密度达不到比毫角秒更好的水平。

长基线的光学或红外干涉测量的高精密度天体测量前景(邵和柯拉维塔 1992 年论文)在过去已经通过大量实验作了测试(例如,柯拉维塔等人 1994 年论文)。最好的结果是由帕洛马干涉测量测试平台以相位参考模式取得的,在帕洛马高精密度天体测量外星行星系统搜索(PHASES)项目中,对于约 30'' 的双星短期精密度为大约  100 微角秒[莱恩(Lane)等人 2000 年论文],而对于亚角秒双星,则为 20 50 微角秒[莱恩和穆特斯鲍(Muterspaugh2004 年论文]。这个项目的观测结果已经能够排除在若干双星系统中 a < 2 天文单位、质量小到几倍木星质量的第三伴星(穆特斯鲍等人 2006 年论文)。

装备了自适应光学系统的地面大口径干涉仪,诸如凯克干涉仪[拉格兰(Ragland)等人 2008 年论文]和甚大望远镜干涉仪[格林德曼(Glindemann)等人 2000 年论文],预计的天体测量性能有希望接近这一技术在地面能达到的实际极限。天体测量和相位参考天文学(ASTRA)计划是凯克干涉仪的升级[波特(Pott)等人 2008 年论文],将增加高灵敏度观测和双星天体测量方面的能力。这一新的装备,将在 2 年的时间里准备好,给出的极限星等,对于间距 < 20 30 角秒的一对天体之间约 100 微角秒水平的窄角天体测量,在 K 波段为 10 星等和 15 星等。 甚大望远镜干涉仪的相位参考成像和微角秒天体测量(PRIMA)仪器[德尔普朗克(Delplancke2008 年论文],目前正在巴拉纳尔组装和测试,按最近的进度将于 2010 年初投入科学运行。与凯克干涉仪类似,甚大望远镜干涉仪的这一装备设计得是要用间隔直到 1 角分远的一颗目标星和一颗参考星的两架辅助望远镜(AT)进行窄角干涉天体测量。朗哈特(Launhardt)等人 2008 年论文已经指出,依据相位参考成像和微角秒天体测量的子系统的规定,使用预计误差的模拟,为在 30 分钟的累积时间内达到 10 微角秒的天体测量精密度,主要目标和参考星(K 波段亮度分别限制到 8 星等和 14 星等)的间距应该不超过 20 ''(见图 1)。

 

使用微角秒天体测量方法的行星系检测和特性测定(Sozzetti 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

1 .  使用两架辅助望远镜的相位参考成像和微角秒天体测量仪器在主星和伴星之间的间距为 10'' 和累积时间为 30 分钟时天体测量准确度对恒星亮度(K 波段星等)的依赖。请注意,这幅图是依据相位参考成像和微角秒天体测量的子系统的规定使用预计误差的模拟的结果,而并不知道真实的数据产生量和所有组件的性能。 相位参考成像和微角秒天体测量的真实灵敏度将在 2009 年这一仪器的试运行期间用真正的恒星进行验证。供图:朗哈特等人 2008 年论文

 

相位参考成像和微角秒天体测量外星行星搜索(ESPRI)团组(朗哈特等人 2008 年论文)将实施一个三重的观测项目,着眼于离太阳 200 秒差距内已知视向速度行星的天体测量特性的测定、离太阳约 15 秒差距内任何光谱型的近距恒星周围小质量行星的天体测量检测以及围绕离太阳约 100 秒差距内年龄介于 500 万年到 3 亿年范围内的年轻恒星运行的大质量行星的搜索。初步的目标名单包括了约 900 颗恒星,但良好的参考星数量上的要求将有可能会减少一大批目标星,几乎达到一个数量级,结果暂定的目标名单为约 100 颗恒星,将在 5 年的巡天期限内用相位参考成像和微角秒天体测量仪器来进行观测(朗哈特等人 2009 年论文,在准备中)。一个大规模的预备性观测项目正在实施中,目的是要测定合适的参考星的特性并从目标名单中清除过度活跃的恒星和短周期的双星,其中包括高动态范围近红外测光成像和分光观测。

3.5 微角秒天体测量的实现:太空观测设备

由搭载在哈勃太空望远镜上的精细导星传感器所作的相对的、窄角的太空天体测量至今还在进行,而全天性天体测量的测量结果则已由依巴谷首先获得。

哈勃太空望远镜上的精细导星传感器所作的天体测量,是相对于一组靠近目标星的参考天体来进行的(精细导星传感器的瞬时视场为 5×5 角秒),发射前的误差预估[例如,巴考尔(Bahcall)和奥德尔(O’Dell1980 年论文]预言,直到暗至 mv 16,单次测量的精密度为 12 毫角秒。这样的性能水平已经得到了例如本尼迪克特等人 1994 年论文、1999 年论文的证明,他们在二维干涉测量结果的数据归算中,设计了专门的校准和数据处理程序,消除天体测量参考架中各种随机和系统的误差源(观测过程中航天器的抖动、温度变化和温度引起的副镜位置改变、恒定的和随时间变化的光学场角畸变、轨道内漂移、侧向颜色改正)。起限制作用的因素是航天器的抖动。哈勃太空望远镜上的精细导星传感器单次测量达不到 0.51 毫角秒以下的精密度。

依巴谷的全天空巡天,沿扫描方向所能达到的精密度(林德格伦 1989 年论文),对于明亮天体已经符合发射前估计的约 1 毫角秒的要求,而在这一巡天的星等极限处,则精密度差了好几倍,并与天空位置有关(取决于预先确定的卫星所采用的扫描规则)。实际的天空平均不确度证实了上述预测,典型的不确度从 mv < 7 时的约 1.0 毫角秒下降到 mv 11 时的约 4.5 毫角秒[例如,柯瓦列夫斯基(Kovalevsky2002 年论文,这是采用了若干步的校准和迭代归算方案实现的(林德格伦和柯瓦列夫斯基 1989 年论文),从而通过把沿卫星的瞬时扫描方向的一维角度测量结果变为整个天球上的全天性天体测量解,成功地同时得出了约 120,000 颗恒星的位置、自行和视差。在没有大气存在的情况下,并且与哈勃太空望远镜上的精细导星传感器类似,可以达到的最佳单次测量精密度受到沿扫描方向姿态的确定方面的不确度的限制。

对于在太空运行的仪器来说,要把系统差减小至少两个数量级,这种能力在技术上是一个重大的目标。太空干涉任务精简系统和盖亚卫星都承诺要达到这样的天体测量精密度水平。全新地重新设计的太空干涉任务精简系统,与老的太空干涉任务系统(SIM)的配置(10 米基线)相比,基线较短( 6 米),用望远镜恒星跟踪器取代了导星干涉仪。它将对明亮的目标星(mv 7)和适当按一些的参考星(mv 约为 910)以 1.5 小时的累积时间给出好于 1 微角秒的窄角天体测量结果[高利欧德(Goullioud 等人 2008 年论文]。为此,用 6 米基线得到的延迟线位置准确度必须达到几十皮米 * Zhai)等人 2008 年论文]。此外,内部光学路径长度的位置稳定性必须要达到约 10 纳米,以确保条纹的可见性(高利欧德等人 2008 年论文)。对于盖亚卫星,为了搜索明亮恒星(mv < 13)周围的行星,需要达到单次测量的天体测量精密度约为 10 微角秒的目标,而要成功地满足这一目标,则取决于:a)沿扫描方向的 CCD 形心误差达到不大于 1/1000 像素的能力(盖等人 2001 年论文),b)把仪器的不确度(望远镜和焦平面组件的机械热稳定性、基本角监测的计量误差)和校正误差(色度,电荷转移失效,卫星姿态,焦平面到视场的坐标变换)限制到几个微角秒水平的能力(例如,佩里曼等人 2001 年论文)。

 


* 1 皮米 = 1012 米。——译注

 

 

4  微角秒天体测量的潜力

许多研究人员已经研究过为检测太阳系外行星并可靠地测量它们的轨道根数和质量所需要的天体测量方法的灵敏度评估问题(索泽提 2005 年论文及其中参考文献)。这些研究工作大多是依靠一些简化的假设,这些假设涉及:a)应用于数据的误差模型(例如,简单的高斯分布、对仪器的完美了解),b)为轨道重建采用的分析程序(主要忽略了一开始初值合适配置的识别问题)。关于这一问题的两次最新的研究(卡瑟塔诺等人 2008 年论文、本卷内特劳布等人论文)采用了更为逼真的双盲方式重新获得了早期的发现。在这种特定的情况下, 由几组“解算人员”来对模拟的恒星数据集进行处理,其中分别带和不带行星,并且独立地确定检测的检验方法,采用他们自己选择的统计显着性水平以及轨道拟合算法,使用任何他们想出的最好的局部的、整体的或混合的求解方法。这些解算人员并未获知任何关于在给定的目标星周围实际存在着行星的先验信息。

4.1 盖亚卫星的双盲检验

就大尺度的情况来说,进行双盲检验(DBT)的目的是为了估计盖亚卫星用于检测和测量行星系统的潜力,卡瑟塔诺等人 2008 年论文指出,aα 约为 6σ (其中,σ 是单次测量误差)和轨道周期比标称的 5 年任务期限短的行星,可以准确地建模,b)对于周期相差得较大的有着合适配置的双行星系统(两颗行星的 P 4 年并且 α/σ 10 ,冗余度在观测次数的 2 倍以上)将有可能开展有意义的共面性检验,相互倾角的典型的不确度 10 度。在不同的解算人员索得出的轨道解中,发现在这两个问题上均有一些细微的差别以及显著的差异。这样的情况进一步证明,非线性拟合过程的收敛性和轨道解的品质(尤其是对多合星系统和天体测量信号很弱的系统),都可以受轨道拟合中对参数初值猜测的选择显著地影响,这种影响可以通过采用解的品质的不同的统计指标和解的显著水平的变化表现出来。

 

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2.  左:盖亚卫星能够检测和测量的巨行星数量随距离增加而出现的变化。恒星计数使用贝桑松(Besancon)星族合成模型[别纳伊迈(Bienaymé)等人 1987 年论文]获得,而塔巴奇尼克和特里梅因(Tremaine2002 年论文中的模型则被用于估计行星频度随质量和轨道周期的变化。右:盖亚卫星有可能检测、测量和有可能成功进行共面性检验的多行星系统数量。供图:卡瑟塔诺等人 2008 年论文

 

总之,这些研究人员的结论是,盖亚卫星可以发现和测量以 1 < a < 4 天文单位的轨道围绕远至最近的恒星形成区内的太阳型恒星运行的大质量的巨行星(Mp 23 MJ),以及探测具有类似的轨道半长轴的围绕 3040 秒差距以内晚型恒星运行的土星质量范围的行星。使用银河模型和当前所知的外星行星的频度,可以把这些结果转换成可以被盖亚卫星检测到并测量的给定质量和轨道间距的行星数量。查看图 2 中的表格,那么人们可以发现,盖亚的主要优势将是准确测量数千颗巨行星的轨道和质量,并对几百个具有有利的位形的多合星系统进行共面性测量。

4.2 太空干涉任务精简系统的双盲检验

以双盲模式进行的第二类研究是要回答一些与多行星系统中类地行星(质量类似地球并且轨道在宜居带内)在使用太空干涉任务精简系统进行的天体测量和地面视向速度观测相结合时的可检测性有关的问题。如本卷中特劳布等人的论文详细地讨论的,为检测和测量行星系统所需要的信噪比的理论预测被证明是正确的(类似于卡瑟塔诺等人 2008 年论文中的分析)。对检测的可靠性(即基于周期图分析的检测结果是真实的而不是假警报的概率)和完整性(即一颗行星将被检测到的概率)均作了衡量,并发觉与预期都符合得非常好。与卡瑟塔诺等人  2008 年论文类似,这一研究结果也突出地表明了,对于相同的数据集,使用明显不同的方法,其检测结果和轨道拟合算法得出的结果差异可以有多大(参见图 3)。

 

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3.  左:对于参与太空干涉任务精简系统双盲检验活动的各个团组,检测结果的可靠性(检测到的行星数量除以检测到的行星数量与假警报数量之和)与行星类型的关系。右:对于同样的几个团组,完整性(检测到的行星数量除以可检测到的行星数量)与行星类型的关系。供图:韦斯·特劳布(Wes Traub

 

总之,业已证明,其他的行星不会显著地干扰宜居带中类地行星的检测,并为了达到在 5 年内太空干涉任务精简系统能检测到约 40% 的行星,所需要的灵敏度要求 σ = 0.82 微角秒,另外还要借助基线为 15 年的视向速度数据。

太空干涉任务精简系统双盲试验的第二阶段正在进行中,在这一阶段,研究工作将扩展到太空干涉任务精简系统的目标星表中真实的恒星,所有的检测目的都是为了要做额外的统计检验和长期的稳定性分析,以便更稳健地评估所有检测结果的可靠性和多子星轨道解的置信度,并对为向直接成像巡天提供关于最大亮度的历元和位置、以便估计最佳可见性所必需的质量和轨道参数的准确度提出要求。后一问题按照最近布朗(Brown2009 年论文所给出的关心尤其显得重要,其中对于天体测量的最终的需要,支持了类地宜居行星的直接观测计划把精密度指标定为微角秒水平也许是不够的。

5  总结

可达测量精密度的 2 3 个数量级的改进,以至于达到微角秒的水平,这将使得这种方法可望获得与多普勒方法相同的成就,而就后者而言,精密度从千米·秒1 到米·秒1 的改进打开了外星行星科学取得突破性成果的大门。确实,微角秒天体测量的时代即将到来。只要为获得所要的测量精密度水平所需的高难度方法和校准要求得到满足,那么未来的可见光和近红外波长的观测设备,无论使用单一还是稀疏的结构,从地面(甚大望远镜干涉仪的相位参考成像和微角秒天体测量、凯克干涉仪)还是从太空(盖亚卫星、太空干涉任务精简系统),均有望与用其他间接和直接的方法采集的数据结合在一起,对行星系统天体物理的许多方面(形成理论、动力学演化、内部结构、类地行星的检测),作出非常重要的贡献。

4 给出了一幅 Mp a 的关系图,其中画出了现今的和可以实现的凌星测光和视向速度的灵敏度,以及预期的太空干涉任务精简系统和盖亚卫星分别在 10 秒差距、25 秒差距和 200 秒差距远处的检测阈值。目前已知的通过各种方法检测到的行星,以及用一些最新的模型所预测的分布[伊达(Ida)和林(Lin2008 年论文],也一并画出。乍一看,人们可以得到的印象是,天体测量的测量结果所产生的影响(除了那些由太空干涉任务精简系统获得的在那些最近的恒星周围的行星)可能并没有很大的潜力。然而,不同的行星检测方法的相对重要性不应该被看成它们作出发现的潜力本身来衡量,而应与行星系统科学中要解决和回答的一些悬而未决的问题联系起来衡量。

 

使用微角秒天体测量方法的行星系检测和特性测定(Sozzetti 2010) - wangjj586 - 星海微萤

 

4.  天体测量、多普勒和凌星三种方法的外星行星发现空间。图中的可检测性曲线根据信号检测的 3σ 判据确定。上方和中间的蓝色曲线是 σA = 10 微角秒的盖亚天体测量,其中分别假定主星是一颗位于 200 秒差距远处的 1 M G 型矮星和一颗位于 25 秒差距远处的 0.4 M M 型矮星,而下方的蓝色曲线则是太空干涉任务精简系统的天体测量,其中假定主星是一颗位于 10 秒差距远处的 1 M的恒星,σA = 0.8 微角秒。对于盖亚卫星和太空干涉任务精简系统,巡天持续时间均设置为 5 年。视向速度曲线(红线)假定 σRV = 3 米·秒-1(上方曲线)和 σRV = 1 米·秒-1(下方曲线),M = 1 M ,而巡天持续时间为 10 年。对于可见光凌星测光(绿色曲线),分别假定 σV = 5×10-3 星等(上方曲线)和 σV = 1×10-5 星等(下方曲线),S/N = 9 M = 1 M R = 1 R * ,均匀和致密( >> 1000 个数据点)抽样。粉红色圆点表示到200812月为止多普勒检测到的外星行星的存量。凌星系统画为淡蓝色的实心菱形,而红色六边形是由微引力透镜探测到的行星。还以绿色的五边形画出了太阳系的行星。黄色的小圆点表示由艾达和林 2008 年论文给出的质量和最后的轨道半长轴的理论分布。

 


        这里,R 是恒星半径,R是太阳半径。——译注

 

 

在未来十年中,一些微角秒天体测量将在其中发挥关键作用的最重要的问题,包括:a)我们对于太阳系外的行星统计特性认识的显著细化:例如,在盖亚的数据库中预计将有几千颗太阳系外的行星具有测量得很好的特性,这将使得检验巨行星参数分布的精细结构和频度、并以前所未有的分辨率研究它们作为恒星质量、金属含量和年龄的函数可能发生的变化,成为可能;b)气体巨行星的形成和迁移的理论模型的关键性检验:例如,鉴于有数千颗贫金属恒星和数以百计的年轻恒星周围向外直到几个天文单位处的巨行星将被盖亚卫星、甚大望远镜干涉仪的相位参考成像和微角秒天体测量设备以及太空干涉任务精简系统筛查出来,对于形成过程的时间尺度的具体预测和在原行星盘中金属含量的不同所起的作用,将会以前所未有的统计数据加以探讨;c)我们对多行星系统天体物理学的一些重要方面理解的关键性改进:例如,数百个多行星系统的共面性检验将会用盖亚卫星、太空干涉任务精简系统和甚大望远镜干涉仪的相位参考成像和微角秒天体测量设备开展起来,而且,这方面的工作,与由多普勒测量和凌星计时得到的数据相结合,将会使得鉴别所提出的各种偏心激励机制成为可能,从而显著改进我们对早期动力学相互作用所扮演的角色以及行星系统长期演化的认识;d)直接检测太阳系外巨行星对认识作出的重要贡献:例如,所有轨道参数和实际质量的精确知识是认识行星上热物理条件并确定它们的可见性所必不可少的。由高精密度的天体测量测定结果(用盖亚卫星、太空干涉任务精简系统和甚大望远镜干涉仪的相位参考成像和微角秒天体测量设备获得)得出的一些合适的系统(间距通常 > 0.1")的实际质量估计和轨道几何状况的完全确定,将把有关极大亮度的历元和位置告知直接成像巡天,以便估计最佳可见度,并将有助于巨行星相位函数和光变曲线的建模和解释(最近本尼迪克特等人 2006 年论文第一次为使用哈勃太空望远镜的精细导星传感器作天体测量观测而寻找行星波江座 ε b 预测了位置和时间);e)为将来旨在对太阳附近空间中类地宜居行星作直接检测和分光特性测定的观测设备准备的目标星表[例如,比奇曼(Beichman)等人 2007 年论文]的优化收集必要的补充数据。 例如,在离太阳 25 秒差距以内所有近距星精密度 1 10 微角秒的天体测量(在空间使用太空干涉任务精简系统和盖亚卫星,而在地面则使用甚大望远镜干涉仪的相位参考成像和微角秒天体测量设备),将提供对 FGKM 型星筛选出最远到若干天文单位的木星、土星和海王星质量伴星的综合性数据库。这些观测将有助于探讨它们的宜居带的长期动力学稳定性,在这些宜居带中,也许已经有类地行星形成,并且,配合多普勒巡天和外星黄道带云发射研究方面的不断努力[使用例如凯克干涉仪、甚大望远镜干涉仪和大双筒望远镜干涉仪(LBTI)这样一些地面设施],也许有可能发现它们。

 

(原文中的注释在译文中已以脚注给出,参考文献的引用处则用上标注明,但参考文献目录被略去,需要者请查阅原文。)

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